§ 126. Строение и эволюция Вселенной
Наука, изучающая строение и эволюцию Вселенной, называется космологией (от греческих слов космос — мир, Вселенная и логос — учение).
Большое значение для развития современных представлений о строении и развитии Вселенной имеет общая теория относительности, созданная А. Эйнштейном (1879— 1955). Она обобщает теорию тяготения Ньютона на большие массы вещества и скорости его движения, сравнимые со скоростью света. Действительно, в галактиках сосредоточена колоссальная масса вещества, а скорости далеких галактик и квазаров сравнимы со скоростью света. Согласно общей теории относительности, гравитационное взаимодействие передается с конечной скоростью, равной скорости света. (В теории Ньютона считается, что гравитационное взаимодействие передается мгновенно.)
Общая теория относительности накладывает определенные ограничения на геометрические свойства пространства, которое уже нельзя считать евклидовым. Согласно этой теории, движение и распределение материи в пространстве нельзя рассматривать в отрыве от геометрических свойств пространства и времени.
Расширяющаяся Вселенная. Впервые космологическую модель Вселенной в рамках общей теории относительности рассмотрел советский математик А. Фридман. Он показал, что Вселенная, однородно заполненная веществом, должна быть нестационарной, и исходя из этого объяснил наблюдаемую картину разбегания галактик. Он показал, что в зависимости от средней плотности вещества Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься. При расширении Вселенной скорость разбегания галактик должна быть пропорциональна расстоянию до них — вывод, который подтвердил Хаббл открытием красного смещения в спектрах галактик.
Критическое значение плотности вещества, от которой зависит характер его движения:
где G — гравитационная постоянная, а Н — постоянная Хаббла.
Помня, что 1 пк = 3,08 • 10 13 км и поэтому 1 Мпк = = 3,08 • 10 19 км, найдем Н = 2,4 • 10 -18 с -1 . Тогда согласно формуле (17.3) критическая плотность вещества:
Если средняя плотность Вселенной больше критической (ρ > ρкр)9 то в будущем расширение Вселенной сменится сжатием, а при средней плотности, равной или меньшей критической (ρ ≤ ρкр), расширение не прекратится.
Средняя плотность вещества, сосредоточенная в виде звезд в галактиках, равна приблизительно 2 • 10 -30 кг/см 3 , что почти в 5 раз меньше критической.
Но делать выводы о бесконечном расширении Вселенной пока преждевременно, так как некоторые астрономы высказывают предположение о существовании в галактиках вещества, которое пока еще не обнаружено. Эта «скрытая масса» может изменить оценку принятой сейчас средней плотности вещества во Вселенной. Поэтому точного ответа на вопрос о будущем Вселенной в настоящее время не имеется.
Радиус Вселенной легко оценить с помощью закона Хаббла. Так как максимальная скорость не может превышать скорости света, то максимальное расстояние R, до которого мы можем наблюдать небесные тела, соответствует скорости разбегания галактик ν = с = 3 • 10 5 км/с, откуда
или R = 1,24 • 10 26 м.
Возраст Вселенной. Если наблюдения пока не позволяют нам с определенностью сказать о характере будущего расширения Вселенной, то оценить, когда в прошлом это расширение началось, можно с помощью закона Хаббла. Действительно, если наблюдаемая нами галактика удаляется со скоростью ν и сейчас после «начала» расширения находится на расстоянии r от Земли, то свое удаление она начала в момент
Эти рассуждения применимы для любой галактики. Таким образом, около 13 млрд лет назад все вещество метагалактики было сосредоточено в небольшом объеме и плотность вещества была настолько высокой, что ни галактик, ни звезд не существовало. Пока не ясны ни физические процессы, протекавшие до этого сверхплотного состояния вещества, ни причины, вызвавшие расширение Вселенной. Ясно одно, что со временем расширение привело к значительному уменьшению плотности вещества и на определенном этапе расширения стали формироваться галактики и звезды.
Некоторые видят в наблюдаемом разбегании галактик аналогию с разлетом вещества во время взрыва, поэтому описанная теория расширения Вселенной получила название теории Большого взрыва, а время (13 млрд лет), прошедшее с начала этого взрыва, называют возрастом Вселенной.
Модель «горячей Вселенной». В 1968 г. было обнаружено излучение, которое не связано ни с одним известным источником радиоизлучения. Оно идет со всех сторон и похоже на излучение абсолютно черного тела. Это микроволновое излучение имеет максимум на длине волны λmax = 1 мм, что, согласно закону смещения Вина, соответствует температуре излучения 2,7 К. В прошлом, на ранних этапах эволюции Вселенной, плотность и температура этого излучения были существенно выше. Таким образом, в прошлом не только плотность, но и температура вещества были очень высокими. Так, например, когда возраст Вселенной был всего несколько секунд, температура вещества и излучения была десятки и сотни миллионов кельвинов. Конечно, ни о каких галактиках и звездах в этот период говорить не приходится. Они образовались значительно позднее, когда температура и плотность вещества стали ниже. Так как наблюдаемое микроволновое излучение с температурой 2,7 К связано с горячим веществом на ранних этапах эволюции Вселенной, то излучение получило название реликтового (оставшегося от прошлых эпох), а модель расширяющейся Вселенной называют моделью «горячей Вселенной».
Источник
Эволюция космологических моделей
Результаты познания, получаемые в космологии, оформляются в виде моделей происхождения и развития Вселенной. Это связано с тем, что в космологии невозможно поставить воспроизводимые эксперименты и вывести из них какие-то законы, как это делается в других естественных науках. Кроме того, каждое космическое явление уникально. Поэтому космология оперирует моделями. По мере накопления новых знаний об окружающем мире, уточняются, и разрабатываются новые, космологические модели.
Классическая космологическая модель
Успехи космологии и космогонии в XVIII—XIX вв. завершились созданием классической полицентрической картины мира, ставшей начальным этапом развития научной космологии.
Данная модель достаточно проста и понятна.
1. Вселенная считается бесконечной в пространстве и во времени, иными словами, вечной.
2. Основным законом, управляющим движением и развитием небесных тел, является закон всемирного тяготения.
3. Пространство никак не связано с находящимися в нем телами, играя пассивную роль вместилища для этих тел.
4. Время также не зависит от материи, являясь универсальной длительностью всех природных явлений и тел.
5. Исчезни вдруг все тела, пространство и время сохранились бы неизменными. Количество звезд, планет и звездных систем во Вселенной бесконечно велико. Каждое небесное тело проходит длительный жизненный путь. На смену погибшим, точнее, погасшим, звездам приходят новые, молодые светила.
Хотя детали возникновения и гибели небесных тел оставались неясными, в основном эта модель казалась стройной и логически непротиворечивой. В таком виде классическая полицентрическая модель просуществовала в науке вплоть до начала XX века.
Однако в данной модели Вселенной было несколько недостатков.
Закон всемирного тяготения объяснял центростремительное ускорение планет, но не говорил, откуда взялось стремление планет, а также любых материальных тел двигаться равномерно и прямолинейно. Для объяснения инерциального движения пришлось допустить существование в ней божественного «первотолчка», приведшего в движение все материальные тела. Кроме того, для коррекции орбит космических тел также допускалось вмешательство Бога.
Появление в рамках классической модели так называемых космологических парадоксов — фотометрического, гравитационного, термодинамического. Стремление к их разрешению также побуждало ученых к поискам новых непротиворечивых моделей.
Таким образом, классическая полицентрическая модель Вселенной лишь частично носила научный характер, она не смогла дать научного объяснения происхождения Вселенной и поэтому была заменена другими моделями.
Релятивистская модель Вселенной
Новая модель Вселенной была создана в 1917 г. А. Эйнштейном. Ее основу составила релятивистская теория тяготения — общая теория относительности. Эйнштейн отказался от постулатов абсолютности и бесконечности пространства и времени, однако сохранил принцип стационарности, неизменности Вселенной во времени и ее конечности в пространстве. Свойства Вселенной, по мнению Эйнштейна, определяются распределением в ней гравитационных масс, Вселенная безгранична, но при этом замкнута в пространстве. Согласно этой модели, пространство однородно и изотропно, т.е. во всех направлениях имеет одинаковые свойства, материя распределена в нем равномерно, время бесконечно, а его течение не влияет на свойства Вселенной. На основании проведенных расчетов Эйнштейн сделал вывод, что мировое пространство представляет собой четырехмерную сферу.
При этом не следует представлять себе данную модель Вселенной в виде обычной сферы. Сферическое пространство есть сфера, но сфера четырехмерная, не поддающаяся наглядному представлению. По аналогии можно сделать вывод, что объем такого пространства конечен, как конечна поверхность любого шара, ее можно выразить конечным числом квадратных сантиметров. Поверхность всякой четырехмерной сферы также выражается конечным числом кубометров. Такое сферическое пространство не имеет границ, и в этом смысле оно безгранично. Летя в таком пространстве в одном направлении, мы в конце концов вернемся в исходную точку. Но в то же время муха, ползущая по поверхности шара, нигде не найдет границ и преград, запрещающих ей двигаться в любом избранном направлении. В этом смысле поверхность любого шара безгранична, хотя и конечна, т.е. безграничность и бесконечность — это разные понятия.
Итак, из расчетов Эйнштейна следовало, что наш мир является четырехмерной сферой. Объем такой Вселенной может быть выражен хотя и очень большим, но все же конечным числом кубометров. В принципе можно облететь всю замкнутую Вселенную, двигаясь все время в одном направлении. Такое воображаемое путешествие подобно земным кругосветным путешествиям. Но конечная по объему Вселенная в то же время безгранична, как не имеет границ поверхность любой сферы. Вселенная Эйнштейна содержит хотя и большое, но все же конечное число звезд и звездных систем, а поэтому к ней неприменимы фотометрический и гравитационный парадоксы. В то же время призрак тепловой смерти тяготеет и над Вселенной Эйнштейна. Такая Вселенная, конечная в пространстве, неизбежно идет к своему концу во времени. Вечность ей не присуща.
Таким образом, несмотря на новизну и даже революционность идей, Эйнштейн в своей космологической теории ориентировался на привычную классическую мировоззренческую установку статичности мира. Его более привлекал гармоничный и устойчивый мир, нежели мир противоречивый и неустойчивый.
Модель расширяющейся Вселенной
Модель Вселенной Эйнштейна стала первой космологической моделью, базирующейся на выводах общей теории относительности. Это связано с тем, что именно тяготение определяет взаимодействие масс на больших расстояниях. Поэтому теоретическим ядром современной космологии выступает теория тяготения — общая теория относительности. Эйнштейн допускал в своей космологической модели наличие некой гипотетической отталкивающей силы, которая должна была обеспечить стационарность, неизменность Вселенной. Однако последующее развитие естествознания внесло существенные коррективы в это представление.
Пять лет спустя, в 1922 г., советский физик и математик А. Фридман на основе строгих расчетов показал, что Вселенная Эйнштейна не может быть стационарной, неизменной. При этом Фридман опирался на сформулированный им космологический принцип, который строится на двух предположениях: об изотропности и однородности Вселенной. Изотропность Вселенной понимается как отсутствие выделенных направлений, одинаковость Вселенной по всем направлениям. Однородность Вселенной понимается как одинаковость всех точек Вселенной: мы можем проводить наблюдения в любой из них и везде увидим изотропную Вселенную.
Фридман на основе космологического принципа доказал, что уравнения Эйнштейна имеют и другие, нестационарные решения, согласно которым Вселенная может либо расширяться, либо сжиматься. При этом речь шла о расширении самого пространства, т.е. об увеличении всех расстояний мира. Вселенная Фридмана напоминала раздувающийся мыльный пузырь, у которого и радиус, и площадь поверхности непрерывно увеличиваются.
Первоначально модель расширяющейся Вселенной носила гипотетический характер и не имела эмпирического подтверждения. Однако в 1929 г. американский астроном Э. Хаббл обнаружил эффект «красного смещения» спектральных линий (смещение линий к красному концу спектра). Это было истолковано как следствие эффекта Допплера — изменение частоты колебаний или длины волн из-за движения источника волн и наблюдателя по отношению друг к другу. «Красное смещение» было объяснено как следствие удаления галактик друг от друга со скоростью, возрастающей с расстоянием. Согласно последним измерениям увеличение скорости расширения составляет примерно 55 км/с на каждый миллион парсек.
В результате своих наблюдений Хаббл обосновал представление, что Вселенная — это мир галактик, что наша Галактика — не единственная в ней, что существует множество галактик, разделенных между собой огромными расстояниями. Вместе с тем Хаббл пришел к выводу, что межгалактические расстояния не остаются постоянными, а увеличиваются. Таким образом, в естествознании появилась концепция расширяющейся Вселенной.
Какое же будущее ждет нашу Вселенную? Фридман предложил три модели развития Вселенной.
В первой модели Вселенная расширяется медленно для того, чтобы в силу гравитационного притяжения между различными галактиками расширение Вселенной замедлялось и в конце концов прекращалось. После этого Вселенная начинала сжиматься. В этой модели пространство искривляется, замыкаясь на себя, образуя сферу.
Во второй модели Вселенная расширялась бесконечно, а пространство искривлено как поверхность седла и при этом бесконечно.
В третьей модели Фридмана пространство плоское и тоже бесконечное.
По какому из этих трех вариантов идет эволюция Вселенной, зависит от отношения гравитационной энергии к кинетической энергии разлетающегося вещества.
Если кинетическая энергия разлета вещества преобладает над гравитационной энергией, препятствующей разлету, то силы тяготения не остановят разбегания галактик, и расширение Вселенной будет носить необратимый характер. Этот вариант динамичной модели Вселенной называют открытой Вселенной.
Если же преобладает гравитационное взаимодействие, то темп расширения со временем замедлится до полной остановки, после чего начнется сжатие вещества вплоть до возврата Вселенной в исходное состояние сингулярности (точечный объем с бесконечно большой плотностью). Такой вариант модели назван осциллирующей, или закрытой, Вселенной.
В граничном случае, когда силы гравитации точно равны энергии разлета вещества, расширение не прекратится, но его скорость со временем будет стремиться к нулю. Через несколько десятков миллиардов лет после начала расширения Вселенной наступит состояние, которое можно назвать квазистационарным. Теоретически возможна и пульсация Вселенной.
Когда Э. Хаббл показал, что далекие галактики разбегаются друг от друга со все возрастающей скоростью, был сделан однозначный вывод о том, что наша Вселенная расширяется. Но расширяющаяся Вселенная — это изменяющаяся Вселенная, мир со всей своей историей, имеющий начало и конец. Постоянная Хаббла позволяет оценить время, в течение которого продолжается процесс расширения Вселенной. Получается, что оно не менее 10 млрд. и не более 19 млрд. лет. Наиболее вероятным временем существования расширяющейся Вселенной считают 15 млрд. лет. Таков приблизительный возраст нашей Вселенной.
Мнение ученого
Существуют и другие, вплоть до самых экзотических, космологические (теоретические) модели, базирующиеся на общей теории относительности. Вот что говорит по поводу космологических моделей профессор математики Кембриджского университета Джон Барроу:
«Естественная задача космологии заключается в том, чтобы как можно лучше понять возникновение, историю и устройство нашей собственной Вселенной. В то же время ОТО даже без заимствований из других разделов физики позволяет рассчитать почти неограниченное количество самых разных космологических моделей. Конечно, выбор их производится на основе астрономических и астрофизических данных, с помощью которых можно не только протестировать различные модели на соответствие реальности, но и решить, какие из их компонентов можно объединить для наиболее адекватного описания нашего мира. Именно так возникла нынешняя стандартная модель Вселенной. Так что даже только по этой причине исторически сложившееся разнообразие космологических моделей оказалось очень полезным.
Но дело не только в этом. Многие модели были созданы, когда астрономы еще не накопили того богатства данных, которым располагают сегодня. Например, подлинная степень изотропии Вселенной была установлена благодаря космической аппаратуре лишь в течение последних двух десятилетий. Понятно, что в прошлом у модельеров космоса было много меньше эмпирических ограничений. Кроме того, не исключено, что даже экзотические по нынешним меркам модели в будущем пригодятся для описания тех частей Вселенной, которые пока еще недоступны для наблюдения. И наконец, изобретение космологических моделей может просто подтолкнуть стремление отыскать неизвестные решения уравнений ОТО, а это тоже мощный стимул. В общем, изобилие таких моделей вполне объяснимо и оправдано.
Точно так же оправдан и недавно состоявшийся союз космологии и физики элементарных частиц. Его представители рассматривают самую раннюю стадию жизни Вселенной как естественную лабораторию, идеально пригодную для изучения основных симметрий нашего мира, определяющих законы фундаментальных взаимодействий. Этот союз уже положил начало целому вееру принципиально новых и очень глубоких космологических моделей. Нет сомнения, что и в будущем он принесет не менее плодотворные результаты».
ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:
В заключение – моё резюме
Несмотря на существование различных научных космологических моделей, мне представляется, что на самом деле человеческий разум ещё весьма далек от ясного и исчерпывающего понимания того, как на самом деле возникла, устроена и эволюционирует Вселенная.
1″ :pagination=»pagination» :callback=»loadData» :options=»paginationOptions»>
Источник